Nr 2 (82) Czerwiec 2012 METEORYT BIULETYN MIŁOŚNIKÓW METEORYTÓW

(1)

METEORYT

Nr 2 (82) Czerwiec 2012

BIULETYN MIŁOŚNIKÓW METEORYTÓW

W numerze:

• Boso w Barwell

• Dlaczego małe meteoryty żelazne są dziwne?

• Wietrzenie meteorytów z Omanu • Mezosyderyty – królestwo środka • Marsjański meteoryt Tissint • Kiedy naprawdę spadł Ratyń?

• Żużel z Dylewa

• Konferencja w Łowiczu

(2)

Od redaktora:

Do pracy nad tym numerem przystąpiłem w maju i wydawało się, że w lipcu powinien się pojawić. Jednak szereg niesprzyjających okoliczności przeciągnął proces redagowania aż do listopada, co jest nowym rekordem opóźnienia

„Meteorytu”. Ponieważ przeszkody wynikały głównie z mojej pracy etatowej, której natężenie zmienia się sezonowo, to jest duża szansa, że w spokojniejszym sezonie zimowym uda się to opóźnienie znacznie zmniejszyć.

Mimo gigantycznego opóźnienia zamierzam pozostawić bez zmiany układ chronologiczny i pilnować, by nie było anachronizmów, więc w czerwcowym numerze nie ma wieści o tym, co zdarzyło się po czerwcu i podobnie będzie z numerem wrześniowym.

Wspominałem w poprzednim numerze o opublikowaniu w lutowym numerze

„Meteorite” artykułu „‘Fossil’ Meteorites – Impactors from the Past”, którego autorami są Tomasz Brachaniec, Rafał Lach i Adam Broszkiewicz, i o możliwości przedstawienia jego polskiej wersji w tym numerze. Niestety autorzy uznali, że byłby to autoplagiat i nie mogą tego zrobić. Jest to dla mnie niezrozumiałe, skoro mamy zgodę na tłumaczenia innych artykułów i nikt nie traktuje tego jako plagiatu, ponieważ zawsze podawane jest źródło. Ale w rezultacie polskiej wersji nie ma.

Gdy z powodów rodzinnych zacząłem latać do Anglii, oczywiste było, że będę się rozglądał za tamtejszymi meteorytami. Dzięki pomocy Grahama Ensora, za którą jestem ogromnie wdzięczny, udało mi się obejrzeć miejsce spadku i niektóre okazy słynnego, wigilijnego deszczu meteorytów Barwell.

Później odwiedziłem miejsce znalezienia niewielkiego meteorytu, o którym opowiadał w zeszłym roku w Greenwich profesor Pillinger, ale o tym już będzie w następnym numerze.

Dziękuję bardzo polskim autorom, którzy zechcieli napisać do tego numeru.

Muszę się przyznać, że z powodu rozwleczonego w czasie redagowania omal nie zapomniałem o niektórych tekstach, gdy przyszło do jego składania. Przede wszystkim muszę więc zrobić większy porządek w redakcji, ale prosiłbym także przyszłych autorów, by nie wahali się przypominać o swoich tekstach, gdy widać, że redagowanie numeru się wydłuża.

Chciałbym z przyjemnością odnotować, że w maju ukazał się pierwszy numer „Meteorites”, w którego przygotowaniu miałem spory udział, szczególnie w przypadku artykułu poświęconego meteorytowi Morasko. Niestety,

to też miało wpływ na opóźnienie tego numeru, co podaję jako dodatkowe usprawiedliwienie. Cieszy, że wciąż w polskiej meteorytyce sporo się dzieje, o czym mówi m. in. relacja z konferencji w Łowiczu.

Andrzej S. Pilski Okładka: Chodnik obok autora wskazuje miejsce w oddali, gdzie na zakręcie ulicy spadł meteoryt widoczny na zdjęciu, znacznie przekraczając dozwoloną prędkość (wy- rażoną w milach na godzinę). Teraz w tym miejscu stoją nowe budynki. Meteoryt ze zdjęcia można zobaczyć w New Walk Museum & Art Gallery w Leicester.

kwartalnik dla miłośników meteorytów

Wydawca:

Olsztyńskie Planetarium i Obserwatorium Astronomiczne Al. Piłsudskiego 38

10-450 Olsztyn tel. (0-89) 533 4951

opioa@planetarium.olsztyn.pl konto:

88 1540 1072 2001 5000 3724 0002 BOŚ SA O/Olsztyn

Kwartalnik jest dostępny głównie w prenumeracie. Roczna prenu- merata wynosi w 2012 roku 44 zł.

Zainteresowanych prosimy o wpła- cenie tej kwoty na konto wydawcy nie zapominając o podaniu czytel- nego imienia, nazwiska i adresu do wysyłki. Wydawca dysponuje także numerami archiwalnymi.

Większość publikowanych ar- tykułów jest tłumaczona z kwartal- nika METEORITE za zgodą jego wydawcy, który zachowuje prawa do tych artykułów.

Redaguje i tłumaczy większość tekstów:

Andrzej S. Pilski skr. poczt. 6 14-530 Frombork tel. kom. 696 805 247 aspmet@wp.pl

Redakcja techniczna i skład kom- puterowy: Jacek Drążkowski Druk: Drukarnia Jan, Lidzbark W.

METEORITE

THE INTERNATIONAL QUARTERLY OF METEORITES AND METEORITE SCIENCE Arkansas Center for Space and Planetary Sciences FELD 202

University of Arkansas Fayetteville, AR 72701, USA Email:metpub@uark.edu http://meteoritemag.uark.edu Meteorite is available only by sub- scription, for US$35 per year. Over- seas airmail delivery is available for an additional US$12 per year.

Meteoryt

(3)

A

nglię odwiedzałem już kil- kakrotnie, ale zawsze były to wizyty u rodziny, więc po podróży lądowałem w domu, w któ- rym mówiło się po polsku i zawsze w pobliżu był ktoś, kto mógł pomóc w razie trudności z rozumieniem Anglików. Tym razem miało być inaczej. Po raz pierwszy miałem gościć w angielskim domu i posługiwać się wyłącznie językiem angielskim.

Od pewnego czasu należę do British and Irish Meteorite Society i próbuję powiększać krąg znajomych z tej organizacji. Zauważyłem, że jeden z bardziej aktywnych członków, Graham Ensor, mieszka niedaleko Barwell, więc pomyślałem, że może zechciałby pokazać mi miejsce spadku i swoją kolekcję meteorytów.

Graham okazał się jednak tak miły, że zaprosił mnie do swego domu.

Po wylądowaniu w Luton w ma- jowy poranek wsiadłem więc do autobusu jadącego na północ, zamiast na południe, jak zazwyczaj, i wyru- szyłem w kierunku królestwa Robin Hooda. Autobus naprawdę jechał do Nottingham, ale miałem wysiąść wcześniej, w Leicester, gdzie czekał na mnie Graham. Jednak na dworcu autobusowym w Leicester nikogo znajomego nie było widać. Stałem

przed dworcem jak sierota, boso, zastanawiając się, co robić. Na do- miar złego zaczęło padać. W końcu jednak w oddali pojawiła się znajoma sylwetka.

Zawsze zdumiewają mnie spo- tkania z internetowymi znajomymi.

Widzę kogoś pierwszy raz w życiu, a mamy wrażenie, że znamy się od dawna i jest to kolejne nasze spotkanie. Poznałem Grahama bez trudu, a i on nie miał wątpliwości, kogo widzi, nie tylko dzięki bosym stopom. Przywitaliśmy się, przeprosił za spóźnienie z powodu trudności ze znalezieniem miejsca do parkowania i zaprosił do samochodu.

Deszczowa pogoda sprawiła, że najlepiej było zacząć od miejscowego muzeum, gdzie leży spory fragment meteorytu. Jako pracownik muzeum nie byłem tym zbytnio zachwycony, bo to tak, jakbym wracał do pracy.

Ale szybko zmieniłem zdanie. Przede wszystkim do muzeum się po prostu wchodzi. Nie ma kolejki po bilety, bo nie ma biletów. Po drugie w muzeum można usiąść przy kawie czy herbacie i porozmawiać, co też zrobiliśmy, ale później. Najpierw meteoryt.

Nie było łatwo go znaleźć, bo w części geologicznej przyciągają uwagę wspaniałe skamieniałości.

Miejscowe, a jakże. Zapatrzony w meteoryt nie zainteresowałem się szerzej, dokąd jadę i teraz zaczynałem przecierać oczy ze zdumienia. Pierw- sze skamieniałości odkrył w Charn- wood Forest uczeń jednej ze szkół w Leicester, Roger Mason. Pokazał je nauczycielowi, który pouczył go, że skamieniałości występują w skałach wapiennych, a tu są skały wulkanicz- ne, więc mu się tylko wydaje, że to są skamieniałości. W końcu jednak znaleźli się mądrzejsi ludzie, którzy zrozumieli, co się tam działo przed milionami lat, a nazwisko odkryw- cy zostało uwiecznione w nazwie skamieniałości: Charnia masoni. Jej wiek ocenia się na 560 milionów lat.

Przypomina wyglądem wielki liść lub pióro. Powstała, gdy po wybu- chach wulkanów warstwy popiołu osiadły na dnie pradawnego morza.

Później ruchy górotwórcze wyniosły te osady i dziś postrzępione grzbiety skał widać na wierzchołkach wzgórz w Charnwood Forest. Pokazał mi to Graham następnego dnia.

Wreszcie zobaczyłem meteoryt.

Był to całkiem spory okaz ze skoru- pą na jednej stronie. Leżał skromnie między ziemskimi okazami geolo- gicznymi. Wiedziałem, że meteoryt ten rozpadał się nisko nad ziemią lub przy uderzeniu w ziemię i typowe dla niego są fragmenty tylko częściowo pokryte skorupą. Ten był więc typowy. Dotąd widywałem tylko małe okruchy tego meteorytu i ten był największy, jaki kiedykolwiek widziałem.

Zrobiliśmy zdjęcia, po czym po- rozmawialiśmy chwilę przy herbacie i ciastkach, co też nie było zwyczajne, bo tam do herbaty podaje się mleko.

Graham cierpliwie znosił moje prośby o powtarzanie, bym w końcu zro- zumiał, co mówi. Jak wyjaśnił, jest przyzwyczajony, bo jeździł na Saharę z Siegfriedem Habererem, który też nie zawsze rozumiał, co Graham chciał powiedzieć. Potem zaprosił mnie do obejrzenia reszty muzeum, na co zgo- dziłem się, bo zaczęło mi się tam podo- bać. Znałem Grahama jako miłośnika

Boso w Barwell

Andrzej S. Pilski

Fot. 1. Graham Ensor z autorem przed wyjazdem z Barwell. Wtedy już przestało padać.

(4)

meteorytów, a tam dowiedziałem się, że jest artystą i miał niejedną wystawę w tym muzeum. Przed wyjazdem do Barwell z dumą pokazywał mi też re- alizacje swych projektów graficznych na miejskich obiektach.

Po wyjściu z muzeum okazało się, że deszcz nadal chce nam towa- rzyszyć, więc musieliśmy się z tym pogodzić. Widać Barwell chciało nas przywitać z pompą. Do Barwell wjechaliśmy ulicą, na którą spadły pierwsze meteoryty, Graham zatrzy- mał samochód przed tablicą z nazwą miejscowości i postanowiliśmy dalej iść pieszo. Dla Anglika deszcz jest czymś normalnym, a mi przemocze- nie butów nie groziło.

Przed wyjazdem znalazłem i prze- studiowałem relację z Mineralogical Magazine:

W wigilijny wieczór, 24 grudnia 1965 r. o 16:20 czasu Greenwich, pan A. E. Crow, mieszkający pod numerem 18 na The Common (ulicy prowadzą- cej do centrum Barwell, w hrabstwie Leicester), wracał z pracy do domu, gdy zobaczył błysk na niebie i usły- szał huk. Po chwili usłyszał, jak coś spadło ze świstem z nieba i wylądo- wało gdzieś w sąsiedztwie z głuchym odgłosem. Zaraz potem usłyszał cztery czy pięć innych obiektów spa- dających szybko jeden po drugim.

Czuł, że wszystkie spadły całkiem blisko, a ostatni uderzył z głuchym trzaskiem w ulicę i rozprysł się na kawałki, z których jeden wybił szybę w oknie pana Grewcocka. Powiedział potem, że uderzenie zrobiło płytkie wgłębienie w ulicy, która została pokryta białym pyłem i kawałeczkami kamienia. Sąsiad pana Crow, pan J. Grewcock, mieszkający pod nume- rem 14, wyszedł po chwili zobaczyć, co wybiło mu okno. Chciał podnieść kawałek, ale był on zbyt gorący, by go utrzymać w ręku.

I oto byliśmy na The Common.

Idąc ku centrum znaleźliśmy dom numer 18. Domu numer 14 jednak nie było. Owszem, stał tam budynek, ale daleko od ulicy, więc niemożliwe, by kamień odbity od ulicy tam doleciał.

Widocznie stary budynek rozebrano i postawiono na tej posesji nowy, bardziej w głębi.

27 grudnia pan Grewcock złożył miejscowemu policjantowi, P. C.

Scottowi zeznanie na temat tego in- cydentu. Zaraz po zebraniu zeznań

od innych świadków Scott sporządził oficjalny raport, w którym wspomina także, że około 4:15 po południu sam widział biały błysk, jak błyskawica, ale krócej trwający, od strony Hinc- kley (około 2 mil SSW od Barwell), po którym po jakichś dwóch sekundach usłyszał coś jakby odległą eksplozję.

Policja w Coventry (około 12 mil na SSW) otrzymała kilka raportów o tym zjawisku. Relacje wielu obserwatorów z okolicy zebrali Miles i Meadows, co pozwoliło im wykreślić trasę meteoru wzdłuż linii biegnącej około 23º na wschód od kierunku północnego przez południową i środkową Anglię aż do zgaśnięcia nad Coventry.

Policja przekazała zebrany mate- riał do Muzeum w Leicester, skąd oka- zy meteorytu przekazano do zbadania do British Muzeum (Natural History) i do Uniwersytetu w Leicester. Wstęp- nie stwierdzono, że jest to chondryt.

Przedstawiciele wspomnianych insty- tucji spotkali się 6 stycznia w Barwell, by zbadać dalsze okazy znalezione w miasteczku i przekazane policji oraz podjąć poszukiwania pozosta- łych okazów. Już tego dnia dr T. D.

Ford z Uniwersytetu w Leicester od- nalazł krater o średnicy około 23 cm z dwoma większymi fragmentami i kil- koma mniejszymi ważącymi w sumie ponad 4,85 kg. Po południu odnalazł jeszcze okaz ważący 2,3 kg leżący na powierzchni wydeptanego pastwiska dla koni. Dalsze poszukiwania 7 i 9 stycznia zaowocowały kolejnymi oka- zami i ilość zebranej materii wzrosła do około 20 kg.

Późniejsze systematyczne prze- czesywanie pól wokół Barwell przez osoby idące tyralierą w odległości kilku stóp od siebie dało 30 stycznia okaz ważący 0,71 kg (nr 15) i wiele mniejszych fragmentów w południo- wej części obszaru pokazanego na mapie. Wiadomo, że między 9 a 30 stycznia uczniowie znaleźli wiele ma- łych fragmentów na południe od tere- nów rekreacyjnych. Pan H. F. Miles widział u chłopców przynajmniej 50 fragmentów i oceniono ich wagę wa- żąc z tuzin typowych okazów i mnożąc ich średnią wagę przez pięćdziesiąt.

Graham pokazał mi to miejsce i wspomniał, że próbował tam szukać, ale bez powodzenia (Fot. 2).

Staranne przeszukanie obszaru na południe od kropkowanej linii na mapie nie dało nic. Nie można jednak wykluczyć, że są tam fragmenty wiel- kości ziaren piasku.

Na części powierzchni wielu oka- zów znalezionych przed 30 stycznia była widoczna ciemno-brązowo-czar- na skorupa. Na początku lutego pod- jęto próbę dopasowania fragmentów, by odtworzyć pierwotny kształt kamie- nia. Dokładnie pasowały do siebie tylko dwa duże fragmenty, nr 4 i 5, znalezione w odległości 3/8 mili od siebie (zob. fot. 3). Forma i rozmiesz- czenie skorupy na fragmentach wska- zywały, że znaczna część meteorytu wciąż czeka na znalezienie. Ponieważ przez pierwsze trzy tygodnie lutego nie znaleziono żadnego większego okazu, postanowiono ogłosić chęć zakupienia wszelkich znalezionych

Fot. 2. Graham Ensor na terenie, gdzie znaleziono dużo małych fragmentów meteorytu.

(5)

dodatkowo okazów. Miejscowe gazety opublikowały ogłoszenie 26 lutego.

28 lutego znaleziono okaz 2,3 kg (nr 17), a w ślad za nim 2 marca zna- leziono 7,7 kg. (nr 18). Ten ostatni jest największym ze znalezionych i znajdował się na głębokości około 75 cm w widocznie pionowej dziurze o średnicy około 16–17 cm blisko pawilonu na terenach rekreacyjnych, w miejscu licznie odwiedzanym.

W momencie pisania autorzy nie słyszeli o odnalezieniu jakichkolwiek fragmentów po 12 marca 1966 r. Bar- well jest przemysłowym miasteczkiem z licznymi ogrodami i działkami, które jest otoczone przez grunty orne. Jest możliwe, że kolejne okazy pojawią się podczas prac w ogrodach i na polach.

Autorzy publikacji w Minera- logical Magazine bardzo dokładnie opisali okoliczności znalezienia po- szczególnych okazów, czego obecnie raczej się nie spotyka. Ograniczę się tu do przedstawienia materiału anegdotycznego, a zainteresowani szczegółami mogą je znaleźć w ory- ginalnej pracy.

1. Znaleziony 24 grudnia 1965 r.

Spadł na asfaltową ulicę tworząc krater o głębokości 2 cm i długości 12 cm i rozleciał się na kawałki, które rozsypały się po ulicy. Szyby w oknach domu nr 14 zostały rozbite, a jeden fragment wpadł do pokoju i wylądował w wazonie ze sztucznymi kwiatami, gdzie został znaleziony bez oznak wietrzenia około 19 dni po spadku. Znaczna część fragmentów została rozjeżdżona na proszek przez samochody, a niektóre zmiotła zamia- tarka ulicy i zaginęły. Łączna waga znalezionych fragmentów 469,6 g.

Porowate, ze skorupą.

Spadł na maskę stojącego na ulicy samochodu, powodując głębokie wklęśnięcie, ale podtrzymująca roz- pórka pod maską zapobiegła prze- biciu. Właściciel samochodu, który wyrzucił okaz myśląc, że to chuligani rzucili kawałek betonu, oceniał jego wagę na 6 – 7 funtów (ok. 3 kg). Nie potrafił potem znaleźć całego okazu, ale później znaleziono fragment 246 g. Porowaty ze skorupą.

Spadł na asfaltowy podjazd i rozbił się na kawałki tworząc krater o średnicy 20 cm i głęboki na 20 cm. Skorupa prążkowana z regmagliptami. Łączna

waga 4479,8 g, największy fragment 1148,2.

Spadł na asfaltowy podjazd i rozbił się tworząc krater o długości 23 cm

i głębokości 9 cm. w kierunku 120º względem północy. Skorupa prąż- kowana z regmagliptami. Łączna waga 4143,3 g, największy fragment 3345 g.

Fot. 3. Dopasowane do siebie okazy 4 i 5 znalezione w odległości 3/8 mili od siebie. Z Minera- logical Magazine, str. 883.

Fot. 4. Plan miejscowości z zaznaczonymi miejscami znalezienia okazów meteorytu Barwell.

Znaczki oznaczają wagi: É 0 do 50 g, Ñ 50 do 500 g, 500 do 1000 g, l 1 do 2,5 kg, n 2,5 do 5 kg, t ponad 5 kg. W grupie 0 do 50 g pokazano tylko dobrze zlokalizowane fragmenty.

Z Mineralogical Magazine str. 884.

(6)

Spadł na trawę wbijając się w ziemię na 23 cm. Krater był między domem a wysokim na 5 stóp płotem, których wzajemne położenie wskazywało na bardzo strome spadanie i potwier- dzało ogólny kierunek lotu. Skorupa prążkowana z regmagliptami. Waga 2845 g.

6. Znaleziony 3 stycznia 1966 r.

Spadł na dach fabryki przebijając zewnętrzną warstwę azbestu (1 cm grubości), i izolację z płyty gipsowej (ok. 1,5 cm), spadł przez 90 cm pod- dasza, przebił drewnianą podłogę (2,2 cm) i zatrzymał się na suficie z płyty gipsowej 15 cm niżej. Frag- menty świeże i nie zwietrzałe. Skorupa prążkowana z regmagliptami. Łączna waga 519,9 g.

Spadł na łąkę tworząc w ziemi i glinie w zasadzie pionowy krater o średnicy 23 cm i głębokości 32 cm, w którym dwa kawałki leżały obok siebie. Gór- na powierzchnia jednego kawałka była na głębokości 23 cm. Znalazca mówił, że trawa była lekko spalona.

Skorupa gładka z ładnymi wgłębie- niami. Łączna waga 4855,6 g. Duże kawałki 3021,0 i 1690,0 oraz trochę małych fragmentów.

na powierzchni dobrze wydeptanej łąki. Krateru nie było widać. Waga 2396,0 g.

9. Znaleziony 6 i 7 stycznia 1966 r.

Wbite w darń dwa kawałki 100,5 g oraz 12,1 g. Pokryte skorupą, po- rowate.

Spadł w dobrze przekopaną ziemię;

znaleziony na głębokości 30 cm pod płytkim kraterem przypominającym odcisk racicy byka. Brak skorupy.

Waga 1554,0 g.

Dwa fragmenty leżały na trawie:

201,6 g i 123,8 g.

w małym dołku w ziemi. Skorupa gładka z ładnymi wklęśnięciami.

Łączna waga 494,0 g.

Fragmenty zebrano z powierzchni ok 3 m² w żywopłocie pod drzewem, w które uderzył. Gałąź o grubości 1,5 cm była złamana, a inna gałąź, o grubości 4 cm, była złamana w 2 miejscach. Łączna waga 189,4 g.

Wpadł w trawę na terenie, gdzie było dużo rozsypanego gruzu. Znaleziony ok. 15 cm na północ od wysokiego na 60 cm muru, co wskazuje na strome spadanie. Brak skorupy. Waga 95,5 g.

Wbił się w miękką darń tworząc do- łek o pionowych ściankach, głęboki na 10 cm, i leżał tak, że jego duża płaska powierzchnia była równole-

gła do powierzchni gruntu. Na skorupie wiele wydłużonych, zastygłych kropelek na powierzchni. Waga 701 g.

16. Znaleziony 7 lutego 1966 r. Leżał na powierzchni obok pojemnika na odpadki używanego przez za- miatarkę ulic. Może być częścią okazu nr 1 sprzątniętą przez za- miatarkę, ale dokładna

lokalizacja jest niepewna. Skorupa prążkowana z regmagliptami. Łączna waga 613 g.

17. Znaleziony 28 lutego 1966 r.

Spadł na zaorane pole tworząc krater o głębokości 45cm. Gdy go znale- ziono, był przykryty 10 cm warstwą ziemi. Uderzył w kamień, który został rozbity na 3 części i widocznie odbił się, bo wejście do krateru było od strony NE. Skorupa gładka z drob- nymi wklęśnięciami. Łączna waga 2301 g, z czego największy fragment waży 2216 g.

Artykuł podaje muzeum w Le- icester jako miejsce przechowywania tego okazu, więc najprawdopodobniej widziałem ten największy fragment (okładka), a po drodze przechodziłem obok miejsca jego znalezienia.

18. Znaleziony 2 marca 1966 r.

Spadł na darń, pod którą była ziemia i twarda glina. Wbił się na głębo- kość 75 cm tworząc pionową dziurę o średnicy około 16-17 cm. Znalazca, pan G. Potterton określił ją jako

„długą, jak moje ramię i szeroką jak spodek. Nigdy bym nie pomyślał, że ten kawałek wszedł w taką dziurę”.

Skorupa na dwóch powierzchniach przecinających się pod kątem 70º (a) gładka z drobnymi wklęśnięciami, (b) pokryta regmagliptami spływającymi na krawędziach (fot. 6). Ma jedną, dużą, płaską powierzchnię przełamu.

Waga 7739 g.

Spadł na nieuprawiane, porośnięte trawą działki tworząc krater o głę- bokości 45 cm i średnicy 30 cm.

Fot. 6. Największy znaleziony okaz meteorytu Barwell, 7739 g.

Z Mineralogical Magazine, str. 887.

Fot. 5. Łąki, na których znaleziono okazy nr 6, 8, 19 i 21. Fot. G. Ensor.

(7)

Skorupa z jednej strony gładka z drob- nymi wklęśnięciami, z drugiej pokryta regmagliptami z zastygłymi kropelka- mi i małymi, spieczonymi fragmentami z pęcherzykami. Waga 3438 g.

w dołku o głębokości 10 – 12 cm i średnicy 30 cm w dobrze przeko- panej ziemi. Bez skorupy. Całkowita waga 282 g.

Wpadł w trawę na zarośniętej dział- ce wbijając się na 30 cm w ziemię.

Wskutek działania pogody średnica dziury zmniejszyła się do 2 cm (jak powiedział znalazca „była wielkości sześciopensówki”). Bez skorupy.

Łączna waga 497 g.

Wbił się na ok. 10 cm w darń. Skorupa z regmagliptami. Waga 679,5 g.

Wbity w darń. Bez skorupy. Waga 333 g.

Krater o głębokości 12 cm w żużlu le- żącym na pokruszonych cegłach. Po- łożenie krateru względem budynków wskazuje na bardzo strome spadanie.

Skorupa na trzech stykających się ze sobą ściankach schodzących się pod kątem 120º (a) drobno prążkowana, (b) prążkowana z zakrzepłymi, wy- dłużonymi kropelkami, (c) spieczona, porowata. Łączna waga 2587 g.

Wbił się na 20 cm w dobrze udeptaną darń. Skorupa na dwóch powierzch- niach przecinających się pod kątem ok. 100º (a) pokryta regmagliptami

ze spływaniem na krawędziach (b) gładka powierzchnia z nielicznymi, wydłużonymi, zakrzepłymi kropelkami.

Łączna waga wszystkich frag- mentów, które autorzy widzieli, i które zostały zweryfikowane, wynosi 43,672 kg. Łączną wagę fragmentów widzianych u różnych osób, i nie przekazanych żadnej instytucji, autorzy ocenili na 338 g. Tak więc całkowita znana waga wynosi co naj- mniej 44,010 kg (ponad 97 funtów).

Jest to porównywalne z największym znanym spadkiem na Wyspach Bry- tyjskich, Limerick County w 1813 r., który ważył co najmniej 106 funtów i składał się z kilkunastu kamieni.

W kwietniu podjęto drugą próbę dopasowania do siebie fragmentów

Fot. 8. Okaz Barwell w National Space Centre w Leicester.

Fot. 7. Siedziba Rady Gminy w Barwell ze spadającymi meteorytami.

meteorytu. Pasowały do siebie okazy nr, 3, 4, 5, 10, 18, 19 (o łącznej wadze 24,199 kg) i okazy nr 8 i 24 (o łącz- nej wadze 4,983 kg). Nie udało się jednak dopasować do siebie ani tych dwóch grup, ani kilku innych dużych fragmentów ze skorupą. Było widać, że jeszcze wiele materiału jest do znalezienia.

Powierzchnie przełamu wszystkich fragmentów meteorytu Barwell są ja- snoszare i usiane licznymi, ciemnosza- rymi chondrami. Prócz kilku płaskich powierzchni widocznych na niektórych większych okazach, określających ogólny kształt meteorytu przed frag- mentacją, powierzchnie przełamu są nierówne i przecinają bezpośrednio większość chondr. Niektóre większe chondry są jednak wyrwane z pęknię- tych powierzchni bez rozłupania.

Metal daje się łatwo zauważyć na przeciętych powierzchniach, ale jest mniej widoczny na naturalnych przełamach. Na powierzchniach, które były wystawione na działanie pogody, ziarna metalu otoczone są czerwonobrązowymi obwódkami.

Większość z grubsza kulistych chondr ma średnicę od 1 do 2 mm, ale niektóre sięgają i do 7 mm. Jeszcze większe chondry, do 1,2 cm średnicy i o kształcie przypominającym wielo- ścian, są stosunkowo rzadkie. W żad- nym z fragmentów meteorytu Barwell nie widać żyłek, zbrekcjowania czy makroskopowych ksenolitów. Ogólny wygląd wszystkich fragmentów jest bardzo podobny z wyjątkiem różnic w wyglądzie skorupy obtopieniowej.

(8)

Jak widać artykuł w Mineralogical Magazine bardzo szczegółowo opisu- je okoliczności spadku i znalezione okazy. Dużo miejsca poświęcono też mineralogii meteorytu. Mimo to pojawiły się kłopoty z klasyfikacją.

Nie było wątpliwości, że jest to chondryt L i pierwsza klasyfikacja, zaraz po spadku, podawała tylko tyle, nie precyzując typu petrologicznego.

W katalogu Natural History Museum pojawił się typ L6, co wydawało się dość dziwne, bo na przekroju chondry są co najmniej tak dobrze widoczne, jak w Pułtusku. Potem jednak pojawił się typ L5 i obecnie Meteoritical Bul- letin zaleca taką klasyfikację.

Pochodziliśmy trochę po terenie spadku, czyli po miasteczku, patrząc na wszelki wypadek pod nogi, czy nie widać jakiegoś kawałka meteorytu.

Oczywiście nie było szans na poważ- ne szukanie, bo meteoryty spadły na prywatne działki, na które nie było wstępu. Graham zapewniał, że dogada się z właścicielami i spróbuje jeszcze kiedyś poszukać. Tymczasem zapro- wadził mnie do centrum miasteczka, by pokazać, ze meteoryt wciąż istnieje w świadomości mieszkańców. Na siedzibie rady gminy widnieje, jakby w charakterze godła, obrazek spadają- cych meteorytów (Fot. 7).

Dla tych, którzy patrząc na zdjęcie zechcą poprawiać moją znajomość angielskiego, drobne wyjaśnienie.

W słownikach znajdziemy tłumacze- nie „parish” jako „parafia”. Ale jeśli zechcemy sprawdzić w drugą stronę, to jako tłumaczenie słowa „gmina”

znajdziemy „civil parish”. A więc

„parish council” to nie rada parafialna, tylko miejscowe władze. Miejscowość Barwell, to jest „village”, co słowniki tłumaczą jako „wieś”. Ale z blisko 10 tys. mieszkańców i miejską zabudową na wieś mi to nie wygląda. Wolę więc nazywać Barwell miasteczkiem.

Z Barwell pojechaliśmy do domu Grahama, gdzie mogłem zobaczyć jego kolekcję. Wiedząc o znajomo- ści z Habererem spodziewałem się ładnego okazu Almahata Sitta i nie zawiodłem się. Były nawet dwa.

Największe wrażenie zrobił na mnie jednak duży okaz Tazy z pięknymi regmagliptami i ładnie wytrawionym okienkiem. Pozostałych nie pamię- tam, bo walczyłem już z rosnącym zmęczeniem po bardzo długim dniu pełnym wrażeń.

Na następny dzień Graham zapla- nował wizytę w National Space Cen- tre w Leicester. Miał tam znajomości, bo nie raz prezentował tam swoje meteoryty. Znów, myśląc głównie o Bar- well, nie doceniłem jego propozycji, nie sprawdziłem, dokąd mnie ciągnie i dopiero na miejscu otwierałem oczy z coraz większym zdumieniem.

Centrum widać z daleka, bo jest to wieża o dziwnym kształcie, jakby ułożona z nadmuchanych pierścieni.

Okazało się, że kryje ona kilka rakiet kosmicznych ustawionych pionowo i to jest powodem jej dużej wysokości.

Ale najpierw, na dole, była wystawa poświęcona ciałom Układu Słonecz- nego, gdzie nie zabrakło miejsca dla meteorytów. Okazów nie było dużo, ale były pomysłowo wkomponowane w ekspozycję i można było je obejrzeć z bliska, niektóre dotknąć, sprawdzić, że przyciągają magnes. Oczywiście w gablocie wbudowanej w ścianę był też pokaźny Barwell wypożyczony z Londynu. Chciałem zrobić sobie przy nim zdjęcie, ale Graham uśmiech- nął się tajemniczo i po chwili pojawił się ktoś z obsługi, zdemontował szybę i... dostałem meteoryt w swoje ręce.

Niestety zupełnie mnie to zaskoczyło i nawet lupki ze sobą nie miałem.

Znajomości Grahama były tak dobre, że zostałem zaproszony do Sir Patrick Moore Planetarium na specjal- ny pokaz. Gdy usłyszałem delikatne dźwięki muzyki i zobaczyłem znajomy tytuł „We are astronomers”, dotarło do mnie, gdzie jestem. To właśnie

Fot. 9. Sonda Giotto w National Space Centre w Leicester. Z dedykacją dla kol. Wiesława Czajki.

Tam, gdzie nie zaznaczono inaczej, zdjęcia autora.

tu powstał ten nagradzany program, cieszący się ogromnym powodzeniem w cyfrowych planetariach. Zakupiło go także warszawskie „Niebo Ko- pernika”. Tymczasem NSC Creative szykuje kolejne hity.

Potem pojechaliśmy windą wzdłuż rakiet na górę, gdzie znajduje się wystawa poświęcona lotom na Księżyc.

Jest tam oczywiście kilkugramowy kawał Księżyca przywieziony przez astronautów z Apolla, największy, jaki kiedykolwiek widziałem. Jest jednak mało fotogeniczny; dużo ładniejsze są meteoryty z Księżyca. Większe wrażenie zrobił na mnie pokój z roku 1969, gdzie na typowym telewizorze z tamtego roku można było oglądać relację z lądowania Apollo 11. Wokół były sprzęty i urządzenia sprzed ponad 40 lat. Tym większe było zdumienie, jak przy ówczesnym poziomie techniki można było wylądować na Księżycu.

Czas naglił; trzeba było zejść na ziemię i pojechać na dworzec autobu- sowy. Pożegnałem się z Grahamem dziękując mu za gościnę i wspaniały program wizyty. Odtąd meteoryt Barwell będzie mi się kojarzył z Gra- hamem Ensorem. Thank you very much, Graham! I really appreciate your hospitality!

Bibliografia

E. A. Jobbins, F. G. Dimes, R. A.

Binns, M. H. Hey, S. J. B. Reed (1966), The Barwell meteorite. Mineralogical Magazine, Vol 35, No. 275, str. 881 – 902.



(9)

Wstęp

Meteoryty to fascynujące skały z kosmosu. Badanie ich struktury w płytkach cienkich pozwala na pozna- wanie obcych globów. Dostarczają one wielu istotnych informacji pozwala- jących zrozumieć ewolucję młodego Układu Słonecznego. Ponieważ jednak meteoryty formowały się w warunkach bardzo odmiennych od tych, jakie dominują na dzisiejszej Ziemi, to nie są one chemicznie stabilne i w trakcie rezydowania w ziemskim środowisku ulegają przeobrażeniom. Meteoryty mogą być zbierane zaraz po ich spadku, albo wyszukiwane systematycznie w regionach, w których występują sprzyjające warunki do ich gromadzenia się i przechowywania. Trzema najważniejszymi takimi regionami są obecnie Antarktyda, Sahara i Oman.

Sposoby gromadzenia się meteorytów, metody odnajdywania i zbierania i wynikająca z tego dostępność dla nauki, są różne w tych trzech źródłach.

Relacja z poszukiwań meteorytów na Antarktydzie przez ANSMET była prezentowana wcześniej w tym czasopiśmie (Righter et al., 2011 i „Meteoryt” 1/2012). W tym artykule chcielibyśmy zaprezentować nasze podejście do poszukiwań meteorytów i pewne obserwacje ich ziemskich przeobrażeń, jakie poczyniliśmy w przypadku meteorytów, które ze- braliśmy w Omanie. Niektóre z tych cech są podobne do obserwowanych w innych obszarach znajdowania, podczas gdy inne są unikalne.

Omańsko-szwajcarski program poszukiwań i badań meteorytów

Do roku 2000 znano tylko kilka meteorytów z Omanu. Zmieniło się

to dramatycznie z opublikowaniem w roku 2000 Meteoritical Bul letin 84 (Grossman, 2000), w którym opisano 39 meteorytów z Omanu. Ponad 30 lat temu Instytut Geologii Uniwersy- tetu w Brnie nawiązał współpracę za Sułtanatem Omanu. Dzięki tej wie- loletniej współpracy dwóch spośród autorów (BAH i EG) zainicjowało omańsko-szwajcarski program poszu- kiwań i badań meteorytów. Pomógł Tjerk Peters (1936-2009), profesor mineralogii Uniwersytetu w Bernie.

Ali Al-Kathiri był pierwszym dok-

torantem z Omanu na Uniwersytecie w Bernie i w Muzeum Przyrodniczym w Bernie. Od roku 2001 przeprowa- dzono dziesięć kampanii terenowych, których wynikiem było znalezienie około 5500 meteorytów należących do ~690 różnych spadków (Hofmann et al., 2011).

Zasadnicze znaczenie ma staranne zaplanowanie prac terenowych.

Miejsca dogodne do poszukiwania meteorytów wybiera się wykorzystu- jąc zdjęcia satelitarne udostępniane przez Google Earth i inne źródła. Wy-

Wietrzenie i zanieczyszczenie strontem meteorytów znalezionych

w Sułtanacie Omanu

Florian J. Zurfluh (fot.), Beda A. Hofmann, Edwin Gnos, Urs Eggenberger, Nicolas D. Gre ber i Igor M. Villa

Fot. 1. Prace, które muszą być wykonane po odnalezieniu meteorytu: a) Mohammed Al-Batashi wskazuje świeżo znaleziony meteoryt na płaskiej pustyni w Omanie. GPS (urządzenie widoczne przed meteorytem) podaje współrzędne, które są zapisywane w dzienniku terenowym (fot. Silvio R. Lorenzetti). b) Proszę się nie obawiać, to zdjęcie jest udawane. Ten meteoryt rozpadł się już na kawałki wskutek wietrzenia. Zaglądanie do wnętrza skały, by ją zidentyfikować, najczęściej odbywa się przy pomocy młotka geologicznego. Jednak meteoryty są zbyt cenne i dlatego do ich identyfikacji używamy metod nieniszczących, co widać na przykład na fot. 1c. W każdym razie, by udokumentować sytuację znaleziska, Edwin Gnos zrobi poważne zdjęcie tego meteorytu z etykietką do identyfikacji i z kompasem, by pokazać orientację. c) Urs Eggenberger dokonuje pomiaru ciemnego kamienia na pustyni przy pomocy HHXRF. Mogliśmy zidentyfikować ten kamień jako meteoryt i nawet określić jego typ wykorzystując proporcje pierwiastków i ich pro- centową zawartość. Na podstawie zawartości Sr i Ba mogliśmy także ocenić, jak długo ten kamień tam leżał. d) Aby uniknąć zanieczyszczeń próbki są podnoszone bez dotykania i umieszczane w woreczkach polipropylenowych. Beda Hofmann zbiera tu pęsetą próbki do badań mikrobio- logicznych. Widoczny tu meteoryt to 1002-153 (jeszcze bez nazwy), ważący 28,79 kg chondryt L6 S5 W4.0 (pasujący do 1002-157, fot. 3b), który rozpadł się wskutek wietrzenia na 917 kawałków.

Artykuł ukazał się najpierw w METEORITE, Vol. 18, No. 1. Copyright: Arkansas Center for Space and Planetary Sciences, 2012

(10)

korzystując doświadczenia z wcze- śniejszych kampanii nauczyliśmy się interpretować zdjęcia satelitarne, by zaplanować nasze trasy przez najbardziej dogodne obszary. Podczas kampanii 2009 i 2010 głównie wędro- waliśmy trasami od wybrzeża w głąb kraju. Koncepcja była taka, by znaj- dować meteoryty w różnej odległości od morza i badać jego wpływ na wietrzenie. Poszukiwania meteorytów prowadzono wizualnie z samochodu lub pieszo. Dla bezpieczeństwa szu- kaliśmy co najmniej w dwa samochody. By uzyskać ilościowe informacje o gęstości znalezisk meteorytów, systematycznie przeszukiwaliśmy pieszo liczne czworokąty o powierzchni ćwierć kilometra kwadratowego.

Takie poszukiwania zajmowały około 2 godzin, uczestniczyło w nich 4-6 osób i prowadzono je w godzinach porannych. Nasze kampanie terenowe prowadziliśmy zimą (od stycznia do marca) z uwagi na dość przyjemną temperaturę (typowa temperatura w dzień 25-30°C).

Po znalezieniu meteorytu znalazca daje sygnał pozostałym po- szukiwaczom i wszyscy członkowie grupy poszukiwawczej spotykają się w miejscu znalezienia. Zwykle poszukiwacze są w odległości za- pewniającej kontakt wzrokowy, ale często ktoś jest bardzo skupiony z oczami wbitymi w ziemię i w rezultacie nie zauważa gestów innej grupy, że znaleźli oni meteoryt. Nasza procedura zbierania meteorytów jest standardowa i przebiega następująco:

odczytanie współrzędnych GPSem (Fig. 1a), zrobienie zdjęcia z etykietką zawierającą numer terenowy i pasek skali (Fig 1b), ocena stopnia zagrze- bania w gruncie, zrobienie analiz

do identyfikacji (pomiar podatności magnetycznej lub HHXRF, Fig 1c), zebra- nie wszystkich fragmentów bez dotykania ich (Fig. 1d), zważenie wszystkiego lub przynajmniej największych fragmentów, zanotowanie liczby fragmentów i całko- witej wagi. W niektórych przypadkach mierzymy także odległość i kierunek (kompasem) fragmentów względem największego z nich. Wszystkie dane za- pisuje się w dziennikach terenowych i ostatnio także na tablecie. Próbki są następnie pako- wane w polipropylenowe woreczki, opisywane kilka razy i składane do metalowych skrzynek do transportu.

Dla małych i średnich okazów duże woreczki pomagają tworzyć coś w rodzaju miękkiej osłony wokół okazu, by uniknąć rozkruszenia czy zniszczenia podczas transportu. Dla wybranych meteorytów dodatkowo pobieramy próbki gruntu spod meteorytu i obok niego. Zapisywanie współrzędnych jest ważne dla badania gęstości znalezisk i dla identyfikacji okazów należących do tego samego

spadku. Na gorących pustyniach meteoryty zwykle są znajdowane tam, gdzie spadły. Pozwala to na odtwo- rzenie obszarów rozrzutu meteorytów (Gnos et al., 2009).

Gdy meteoryty docierają do Na- tural History Museum w Bernie, rozpakowujemy je nie dotykając, czyścimy sprężonym powietrzem, li- czymy ile jest fragmentów i dokładnie ważymy. Zgodnie z umową okazy są wypożyczone do badań i pozostają własnością Sułtanatu Omanu. Po makroskopowym opisaniu utworów wietrzenia, takich jak ablacja pod działaniem wiatru i wykwity soli, próbkę przecina się z użyciem izopro- panolu jako chłodziwa i przygotowuje się płytki cienkie do klasyfikacji.

Główne masy przechowuje się w ma- gazynie skał w piwnicach Natural History Museum w Bernie, w stałej temperaturze, przy wilgotności nie przekraczającej 40%. Przy pomocy mikroskopii optycznej w świetle odbitym i przechodzącym wyznacza się dla każdego znalezionego okazu chondrytu stopień szokowy (Stöffler et al., 1991), stopień zwietrzenia (Wlotzka, 1993, z modyfikacjami) oraz typ petrologiczny (Van Schmus and Wood, 1967). Te badania muszą

Fot. 2. Obraz z mikroskopu elektronowego (BSE) duże- go, ziemskiego kryształu celestynu (SrSO₄) zajmującego uprzednio pustą przestrzeń w chondrycie H5 S2 W4.5.

Ciemne minerały, to oliwin i piroksen, jasne żyłki to wo- dorotlenki żelaza wytworzone wskutek wietrzenia.

Fot. 3. Przeobrażenia meteorytów podczas ich pobytu na gorącej pustyni: a) Wskutek za- stępowania żelaza niklonośnego przez tlenki i wodorotlenki żelaza, które potrzebują więcej miejsca, meteoryty mogą pęcznieć i rozpadać się. Wykwity solne i wnikanie piasku w szczeliny przyspieszają fragmentację, co widać na „krokodylowym” meteorycie 1001-064 (czeka na na- zwę), H6 S1 W3.0. Ponieważ chondryty H mają wysoką zawartość metalu, to mają one większą skłonność do fragmentacji w wyniku wietrzenia. b) Efekty wietrzenia i zanieczyszczenia widać na meteorycie 1002-168 (czeka na nazwę), chondrycie H5 S3 W3.6. Piasek scementowany wodorotlenkami żelaza przylepia się do powierzchni meteorytu. Biaława plama na meteorycie to ptasie odchody. c) Wietrzna ablacja może modyfikować powierzchnię meteorytów. Meteoryt 1002-157 (czeka na nazwę), L6 S5 W3.3, został w ciągu tysięcy lat przekształcony w graniak, podobnie jak kamienie leżące w jego pobliżu. d) Największy fragment Al Huqf 070, L3.7-3.9 S3 W4.0, w miejscu znalezienia. Ten silnie zwietrzały chondryt rozpadł się na wiele kawałków, z których część całkowicie pokryły porosty.

(11)

być prowadzone przez co najmniej dwie osoby dla weryfikacji. Następ- nie przy pomocy sondy elektronowej i dyfrakcji rentgenowskiej analizuje się skład mineralny, by przypisać grupę (Brearley and Jones, 1998).

Większość meteorytów to chondryty zwyczajne należące do grup H lub L.

Po sklasyfikowaniu rozwiązywany jest problem ewentualnego pochodzenia ze wspólnego spadku poprzez bez- pośrednie porównywanie meteorytów mających podobną klasyfikację i zbli- żone pochodzenie geograficzne. Cała procedura klasyfikacji i sprawdzania pochodzenia jest bardzo czasochłon- na i nieszablonowa, ale jest ona niezbędna do właściwej statystycznej oceny populacji znalezisk.

Wietrzenie

Gdy znajdujemy w Omanie meteoryty, to zazwyczaj nie mają one czarnej skorupy obtopieniowej, typowej dla meteorytów, i są silnie zwietrzałe, to znaczy mają rdzawą barwę i czasem są rozkruszone na szereg fragmentów. Jakie procesy są odpowiedzialne za to niszczenie meteorytów? Wrogami meteorytów i głównymi czynnikami rozkładają- cymi pierwotne składniki pozaziem- skich skał są powietrze, woda i sole z gleby. Chociaż klimat Omanu jest stosunkowo gorący i suchy, to do- bowe wahania temperatury sięgają kilkudziesięciu stopni, a wody jest więcej, niż można by się spodzie- wać. Wiatry z SE przynoszą w głąb lądu wilgoć z Morza Arabskiego, czego skutkiem jest mgła i rosa na kamieniach. Deszcz obecnie jest rzad- kością, ale występuje przynajmniej raz w roku (na pustyni w głębi lądu

<15 mm). W chondrytach zwyczajnych zwykle najpierw atakowane są ziarna metalicznego żelaza z niklem, a potem ziarna siarczku żelaza – tro- ilitu. Oba minerały są zastępowane przez mieszaninę tlenków i wodo- rotlenków żelaza (“rdza”), co nadaje meteorytom brunatno-czerwonawe zabarwienie. Te nowo utworzone minerały potrzebują więcej przestrzeni niż oryginalne, więc tworzy się sieć żyłek (Fig. 2) i spękań. Częste wiatry wciskają w szczeliny piasek i sole, co przyspiesza wietrzenie (Fig.

3a). W zaawansowanych stadiach wietrzenia te procesy doprowadzają w końcu do fragmentacji meteorytów

(Fig. 3a i b). Innym ważnym wrogiem meteorytów jest piaskowanie. Ziarna piasku niesione wiatrem uderzają w powierzchnie kamieni i odłupują małe fragmenty.

W skrajnych przypadkach tworzą się graniaki (Fig. 3c).

Blisko wybrzeża wilgotność jest najwyższa i kamienie, włącznie z meteorytami, pokrywają się porostami.

W rezultacie bardzo trudno jest rozpoznać takie meteoryty (Fig. 3d). Ponadto powierzchnia gruntu na tych terenach zwykle pokryta jest dużymi kamieniami i krze- mieniami z reguły mającymi ciemną polewę pustynną, co jeszcze bardziej utrudnia

rozpoznanie meteorytu. Biologia także ma swój udział w rozkładaniu meteorytów. Porosty, mchy, grzyby i bakterie mogą zasiedlać meteoryty i wykorzystywać ich składniki jako pożywkę i źródło energii. Źródłem zanieczyszczeń są także wyższe for- my życia, bo na niektórych meteorytach znajdowaliśmy ptasie odchody (Fig. 3b).

Stront w meteorytach z gorących pustyń

Po omówieniu wietrzenia mete- orytów przyjrzymy się teraz zanie- czyszczeniu strontem chondrytów zwyczajnych znalezionych w Oma- nie. By ocenić stopień zanieczyszczenia zrobiliśmy pomiary znacznej liczby meteorytów przy pomocy ręcznego urządzenia wykorzystu- jącego fluorescencję rentgenowską (HHXRF) (Zurfluh et al., 2011).

Ten przyrząd, wyglądem przypomi- nający paralizator znany z filmów science fiction (Fig. 1c), pozwala na przeprowadzanie w krótkim czasie nieniszczących analiz chemicznych naszych okazów. Zaobserwowaliśmy akumulację strontu sięgającą dwustu- krotnej wartości dla niezwietrzałego chondrytu zwyczajnego, która mieści się między 9 a 11 ppm (Wasson and Kallemeyn, 1988). Wyniki naszych pomiarów sięgały 2200 ppm! Nawet w środku meteorytów stężenie strontu sięgało 888 ppm. Jest oczywiste, że ten Sr pochodzi z zewnątrz. Ale skąd? By rozwiązać ten problem przeprowadziliśmy analizy izotopów

87Sr/86Sr trzech meteorytów znalezionych w różnych odległościach od morza. Ponadto zanalizowaliśmy próbki gruntu z ich sąsiedztwa. Wy- niki pokazały, że źródłem strontu jest lokalny grunt. Stosunek 87Sr/86Sr w trzech próbkach gruntu jest różny, ale zawsze podobny do wartości w znalezionych tam meteorytach.

Z tego powodu możemy wykluczyć morski aerozol, także zawierający Sr, jako ważne źródło zanieczyszczeń meteorytów w Omanie. Ponadto zanieczyszczenie Sr wzrasta wraz z wiekiem ziemskim meteorytu.

Stront łączy się z siarką, tworząc siarczek strontu w postaci minerału celestynu (Fig. 2), który ma słabą rozpuszczalność w wodzie. Ten fakt pozwala na akumulację ziemskiego Sr w meteorycie z upływem czasu.

Poza meteorytami z Omanu ana- lizowaliśmy także meteoryty z Arabii Saudyjskiej, Sahary i Australii. Cie- kawe, że meteoryty znalezione na Półwyspie Arabskim mają tendencję do akumulacji przede wszystkim strontu, podczas gdy meteoryty z Sahary i Australii mają większą zawartość baru (Fig. 4). Prawdopo- dobnie jest możliwe ocenianie wieku ziemskiego meteorytów na podstawie nagromadzenia Sr i Ba oraz stopnia zwietrzenia. Musiałoby to jednak być skalibrowane indywidualnie dla każdej lokalizacji, ponieważ stopień nagromadzenia zmienia się zależnie od pochodzenia geograficznego.

Chociaż większa część meteory- tów z Omanu jest silnie zwietrzała, wszystkie one są warte zbadania,

Fot. 4. Logarytmiczna zależność Sr od Ba uzyskana z po- miarów przy pomocy HHXRF chondrytów zwyczajnych z różnych, klasycznych obszarów znalezisk. Zauważmy, że meteoryty z Sahary i Australii mają skłonność do pre- ferencyjnego gromadzenia Ba, podczas gdy w przypadku arabskich meteorytów (z Omanu i Arabii Saudyjskiej) przeważa Sr.

(12)



gdyż zawierają ważne i ciekawe informacje. Oprócz fascynujących historii o ich podróży w czasie i przestrzeni, warto i trzeba posłuchać także opo- wieści o ich ziemskich losach.

Podziękowania

Na wdzięczność autorów zasłuży- li: Ali Al-Rajhi z Ministerstwa Handlu i Przemysłu, Sułtanatu Omanu, który umożliwił nam pracę w Omanie i wy- pożyczył okazy do badań. Roland Bächli i Marc Dupayrat pomogli nam obsługiwać Niton HHXRF, a Dea Vö- gelin przeprowadził część pomiarów izotopów strontu. Jochen Schlüter, Luigi Folco, Marc Jost i Rico Met- tler uprzejmie wypożyczyli okazy meteorytów z Sahary i Australii do pomiarów HHXRF. Badania te sfinan- sowała szwajcarska Narodowa Fun- dacja Nauki, grant 200020-119937.

I wreszcie FJZ dziękuje I.M.C.A. za ufundowanie dla studentów nagrody Briana Masona i oczywiście jury, które wybrało go do tej nagrody.

Bibliografia

Righter K., Satterwhite C., McBri- de K., and Harrington R. (2011) The NASA Antarctic Meteorite Curation Laboratories. Meteorite 17(3), 7-11.

Brearley A. J. and Jones R. H.

(1998) Chondritic Mete orites. In

Planetary Materials (ed. J. J. Papike).

Mineralogical Society of America, Washington D. C.

Gnos E., Lorenzetti S., Eugster O., Jull A. J. T., Hofmann B. A., Al- Kathiri A., and Eggimann M. (2009) The Jiddat al Harasis 073 strewn field, Sultanate of Oman. Meteoritics

& Planetary Science 44(3), 375-387.

Grossman J. N. (2000) The Me- teoritical Bulletin, No. 84, 2000 Au- gust. Meteoritics & Planetary Science 35, A199-A225.

Hofmann B. A., Gnos E., Eggen- berger U., Zurfluh F. J., Boschetti S., and Al-Rajhi A. (2011) The Oma- ni-Swiss meteor ite search projec- t-recent campaigns and outlook.

Meteoritics & Planetary Science 46, A97-A97.

Righter K., Satterwhite C., McBri- de K., and Harrington R. (2011) The NASA Antarctic Meteorite Curation Laboratories. Meteorite 17(3), 7-11.

Stöffler D., Keil K., and Scott E.

R. D. (1991) Shock meta morphism of ordinary chondrites. Geochimica et Cosmochi mica Acta 55(12), 3845- 3867.

Van Schmus W. R. and Wood J. A.

(1967) A chemical-pet rologic classi- fication for the chondritic meteorites.

Geochi mica et Cosmochimica Acta Acta, 31, 747-765.

Wasson J. T. and Kallemeyn G.

W. (1988) Compositions of chondrites. Philosophical Transactions of the Royal Society of London Series a-Mathematical Physical and Engine- ering Sciences 325(1587), 535-544.

Wlotzka F. (1993) A Weathering scale for the ordinary chondrites (abstract). Meteoritics 28.

Zurfluh F. J., Hofmann B. A., Gnos E., and Eggenberger U. (2011) Evaluation of the utility of handheld XRF in mete oritics. X-Ray Spectro- metry 40(6), 449-463.

Florian Zurfluh jest doktorantem w Instytucie Nauk Geologicznych, Uniwersytetu w Bernie, w Szwajca- rii. Prowadząc badania, które kon- centrują się głównie na wietrzeniu i zanieczyszczeniach meteorytów, spędził kilka sezonów na pustyni w Sułtanacie Omanu.

Mezosyderyty

– królestwo środka

Roger Warin i John Kashuba

N

ieco zapomniane między rozległymi terenami mete- orytów kamiennych i żela- znych znajduje się królestwo środka zamieszkałe przez mezosyderyty, 0,7 procent spadków. Sama ich nazwa przypomina nam, że składają się one z prawie równych części metalu i krzemianów - “mesos,” środek po grecku i “sideros,” żelazo.

Dwuznaczność, która utrudnia sklasyfikowanie, jest odzwierciedlona

w nazwie. Te meteoryty, ‘pośrodku,’

mają cechy i meteorytów żelaznych i kamiennych. Mezosyd eryty są brekcjami polimiktycznymi, składa- jącymi się z kanciastych fragmentów maficznych krzemianów dobrze wy- mieszanych z żelazem niklonośnym.

Część krzemianowa pochodzi ze skorupy zdyferencjowanej planetoidy bardzo podobnej do Westy. Składa się więc z materii eukrytowej i typu kumulatu i bazaltu, oraz materii

diogenitowej. Proporcje izotopów tlenu są w zasadzie takie same jak w ciele macierzystym HED. Jednak zawartość pierwiastków śladowych pokazuje, że ciało macierzyste HED nie jest ciałem macierzystym mezo- syderytów.

Składnik metalowy pochodzi z jądra planetoidy. Pod względem chemicznym jest typu IIIAB, tak jak między innymi Cape York, Henbury i Whitecourt. Krystalograficznie

(13)

różni się jednak od nich, ponieważ stygł w zupełnie innych warunkach.

Ponadto, w przeciwieństwie do meteorytów typu IIIAB, skład chemiczny metalu mezosyderytów jest dość jednorodny, co wskazuje, że zbiornik, z którego metal pochodzi, miał niewiele czasu na krystalizację frakcyjną. To, czy krzemiany i żelazo pochodzą z tego samego ciała, jest głównym punktem dyskusji o me- chanizmie formowania się.

Co ciekawe, w mezosyderytach jest stosunkowo mało oliwinu.

Kwestia, co stało się z oliwinem – materiałem płaszcza znajdującym się między jądrem a skorupą zdyferencjowanej planetoidy – jest czymś, co musi próbować wyjaśnić jakikolwiek scenariusz formowania się tych meteorytów. Według jednej teorii skorupa przesiąka przez wciąż ciekły płaszcz i miesza się z jądrem. Płaszcz zostaje zdarty, a mieszanina jądra i skorupy staje się źródłem mezo- syderytów. Inny model przedstawia dużą, zdyferencjowaną planetoidę z ponownym stopieniem skorupy i mieszaniem metalu z krzemianami, po czym następuje brekcjowanie zderzeniowe, a później rozbicie wskutek silnego zderzenia by ufor- mować mezosyderytową materię taką, jaką znamy dziś. Inny model próbuje rozwiązać problem oliwinu proponując niszczące zderzenie, podczas którego metal ze stopionego jądra jest rozbryzgiwany na zimne fragmenty skorupy, gdzie krzepnie, oddzielony od oliwinu płaszcza podczas ponownej akrecji.

Wizja stopionego metalowego fragmentu jądra planetoidy uderzają- cego w powierzchnię ciała macierzystego mezosyderytów i mieszającego się ze skorupą może być pociągająca.

Jest jednak pytanie, na ile prawdo- podobne jest, że jądro może zostać odarte z płaszcza. Ponadto trudno jest wytłumaczyć pozostawanie ją- dra w stanie stopionym przez długi czas bez okrywającego go płaszcza i skorupy. Samo zderzenie nie było- by w stanie spowodować stopienia stałego jądra na tyle, by wytworzyć mezosyderyty, które mamy w naszych zbiorach. Wciąż jednak są poważne dowody, że uczestniczyło w tym więcej niż jedno ciało.

Bez względu na to, w jaki sposób krzemiany zostały wymieszane, wi-

dać, że 3,9 miliarda lat temu ciało macierzyste zostało silnie rozbite przez potężne zderzenie, które ogrzało mezosyderyty. Ponowne połączenie i bardzo powolne stygnięcie, być może w sytuacji sterty gruzu, pozwoliło na pojawienie się metamorfizmu.

To wpływa bezpośrednio na klasyfikację mezosyderytów, która jest dwuosiowa, dość podobnie jak w chondrytach. Jedna oś jest minera- logiczna, z klasami A, B i C według malejącego stosunku plagioklazu do niskowapniowego piroksenu. Druga oś to typy teksturalne oparte na stopniu metamorfizmu cieplnego, jakiego doświadczyła ta materia w trakcie ogrzewania. Ich zakres sięga od 1 dla najmniej zmetamorfizowanych, do 3, silnie zrekrystalizowanych i 4 ozna- czającą brekcję ze stopioną matriks.

Ze stopnia zmetamorfizowania wynikają teksturalne cechy krzemia- nowej części mezosyderytu. Gdy metamorfizm jest nieznaczny, krzemia- nowe fragmenty z reguły zachowują cechy szoku przedakrecyjnego takie jak faliste wygaszanie, są kanciaste i obejmują pełny zakres rozmiarów od gruboziarnistych do bardzo drobnych.

Wzrastający metamorfizm cieplny sprawia, że fragmenty stają się mniej kanciaste, drobne fragmenty stają się większe, i ogólnie sprzyja on wzajem- nemu przerastaniu. W płytkach cienkich nie zmetamorfizowana matriks jest ciemna, ponieważ bardzo drobne ziarna minerałów rozpraszają światło.

Zrekrystalizowana matriks mezosyderytu stopnia 3 jest przeświecająca lub przezroczysta, ponieważ ziarna, które się powiększyły, pozwalają na bardziej swobodne przechodzenie światła.

Metal występuje w postaci żyłek przecinających ziarna krzemianów, w postaci rozsianych wszędzie drobnych cząstek, zgrupowanych więk- szych ziaren, jednolitych bryłek, noduli z krzemianami, oraz w postaci kombinacji tych elementów. W nie- których bryłkach metalu występują figury Widmanstättena. Świadczy to o bardzo wolnym tempie stygnięcia metalu, nawet 0,5° C na milion lat.

Czasem znajduje się metal otoczony troilitem. Jest to skutek tego, że stopiony metal z siarczkiem nie miesza się z krzemianami. Podczas stygnięcia metal z troilitem pozostaje oddzielony od krzemianów i zajmuje

przestrzenie między ziarnami krze- mianów.

Olivin nie jest całkowicie nie- obecny. W mezosyderycie Vaca Muerta występuje w postaci dużych okruchów. Uważa się, że pochodzą one z płaszcza ciała macierzystego mezosyderytów i nie są obcego pochodzenia. W niektórych mezosyderytach milimetrowej wielkości ziarna oliwinu otoczone są „koroną”. Jest to strefa przeobrażeń, gdzie matriks reagowała z oliwinem podczas metamorfizmu w wysokich temperaturach.

Badacze nadal szukają moż- liwych ciał macierzystych mezo- syderytów. Między innymi badają widma planetoid biorąc pod uwagę poczerwienienie spowodowane ko- smicznym wietrzeniem żelaza. Jedna z ostatnich prac sugeruje, że źródłem mezosyderytów jest rodzina planetoid Ma rii. Podstawą są widma w świetle widzialnym i w podczerwieni, oraz fakt, że ta rodzina przylega do luki Kirkwooda 3:1, gdzie niestabilności orbit mogą wyrzucać materię z głów- nego pasa.

Jest to tylko pobieżny przegląd tej klasy meteorytów. Mezosyderyty nie są eleganckie. Są niechlujne. Za- chęcają jednak do badań i są intrygu- jące, gdy odwiedzimy ich królestwo środka.

Literatura

Fieber-Beyer et al, 2010: The Maria asteroid family: Genetic rela- tionships and a plausible source of mesosiderites near the 3:1 Kirkwood Gap. Icarus 213, 524-537

Hutchison, 2004: Meteorites: A Petrologic, Chemical and Isotopic Synthesis. Cambridge UP.

McCall, 1966: The Petrology of the Mount Padbury Meso siderite and Its Achondrite Enclaves. Mineralogi- cal magazine 35, 1029.

McSween, 1999: Meteorites and Their Parent Planets. Cambridge UP.

Mittlefehldt et al, 1998: Non- -chondritic meteorites from asteroidal bodies. Chapter 4 in Planetary Mate- rials, J. J. Papike, Editor.

Scott et al, 2001: Formation of mesosiderites by frag mentation and reaccretion of a large differentiated asteroid. Meteoritics & Planetary Science 36, 869-891.

Weir, David, 2011: www.meteori- testudies.com, various pages

(14)

Fot. 1: W mezosyderycie typu A, Dalgaranga, widać równomiernie rozproszony metal i nodule metalu z krzemianami. Kolekcja Z. Gabelicy.

Kostka skali ma bok 1 cm.

Fot. 2: W świetle odbitym widać, jak dokładnie jest wymieszany metal z drobnymi krzemianami w mezosyderycie A2, Clover Springs. Pole widzenia ma 23 mm szerokości.

Fot. 4: W tym przypadku faza metaliczna jest złożona. Krzemianowa część ma barwę oliwkowo-zieloną. Mezosyderyt A3/4 Estherville. Ko- lekcja Z. Gabelicy. Pole widzenia ma 38 mm szerokości.

Fot. 5: Metal otoczony siarczkami, wciśnięty między krzemiany. Płytka cienka w świetle padającym. Mezosyderyt A1, Crab Orchard. Skala widoczna na zdjęciu.

Dr Roger Warin jest emerytowanym chemikiem. John Kashuba jest emerytowanym inżynierem budownictwa.

(15)

Fot. 9: Ta poikilitowa tekstura świadczy o znacznym stopniu metamor- fizmu w tym mezosyderycie. Płytka cienka przy skrzyżowanych polaro- idach. Mezosyderyt B4 Bon doc. Pole widzenia ma 2,4 mm szerokości.

Fot. 3: Mezosyderyt A1, Mount Padbury, zawiera dużą rozmaitość okruchów achondrytowych. Kolekcja Z. Gabelicy.

Pole widzenia ma 6 cm szerokości.

Fot. 6: Przeobrażone ziarno oliwinu. Płytka cienka przy skrzyżowa- nych polaroidach. Mezosyderyt A3/4 Estherville. Pole widzenia ma 3 mm szerokości.

Fot. 7: Niezmetamorfizowana matriks mezosyderytu A1 Vaca Muerta jest w płytce cienkiej ciemna, ponieważ światło jest rozpraszane przez bardzo drobne ziarna minerałów. Fragmenty minerałów są kanciaste.

Światło przechodzące. Pole widzenia ma 3 mm szerokości.

Fot. 8: Zrekrystalizowany mezosyderyt. Przezroczyste w płytce cienkiej fragmenty minerałów są częściowo zaokrąglone. Światło przechodzące.

Mezosyderyt NWA 2538. Pole widzenia ma 3 mm szerokości.



(16)

Z

wykłemu człowiekowi sło- wo „meteoryt” kojarzy się przeważnie z meteorytem żelaznym. Prawdopodobnie wynika to z faktu, że wiele muzeów czy planetariów wystawia na pokaz duże bryły pozaziemskiego żelaza.

Rzeczywiście pierwszym w życiu meteorytem, jaki zobaczyłem, był duży (~450 kg) okaz Canyon Diablo na wystawie w Adler Planetarium w Chicago. Miałem wtedy chyba cztery lata i byłem zachwycony, że mogę dotknąć i oprzeć się o skałę z kosmosu. Chociaż wszystkie meteoryty żelazne składają się głównie z żelaza, niklu i siarki, to różnią się one proporcjami tych pierwiastków, zawartością pierwiastków podrzęd- nych i śladowych oraz strukturą.

Meteoryty żelazne dzieli się na 13 głównych grup, gdzie, na postawie arbitralnej definicji, w grupie musi być co najmniej pięć meteorytów.

Każda grupa ma dość wąski przedział kompozycyjnych właściwości i za- kłada się, że każdy meteoryt z danej grupy pochodzi z tej samej planetoidy. Grupom nadano oznaczenia składające się z rzymskich cyfr oraz liter (np. IAB, IIF, IIIAB, IVA), które

odzwierciedlają określone położenie na kompozycyjnych diagramach pokazujących zawartość irydu wzglę- dem niklu, kobaltu względem złota czy galu względem złota.

Uważa się, że większość grup meteorytów żelaznych formowała się w jądrach planetoid, pierwotnie chondrytowych, które ulegały sto- pieniu i dyferencjacji. W pierwszym przybliżeniu wyobrażamy sobie typowe chondryty jako jednorodne bryły zlepione z ziaren krzemianów i metalu. Gdy chondrytowa plane- toida topi się, jej metal i krzemiany tworzą dwie nie mieszające się ciecze; tak jak nie mieszają się olej i woda. Ponieważ metaliczny stop ma większą gęstość od krzemianowego, stopiony metal przesiąka do centrum planetoidy. Później krystalizuje on tworząc stałe jądro żelazoniklowe.

Ogólny skład chemiczny zestawu meteorytów żelaznych należących do grupy tworzy na diagramach zależno- ści pierwiastków ciągi przypominają- ce linie przewidywane przez krysta- lizację frakcyjną (Scott, 1972). Jest to taki sposób krystalizacji magmy, że minerały o określonym składzie wytrącają się z magmy, co pociąga

za sobą zmianę składu chemicznego pozostałej magmy. Zakłada się, że do momentu następnej krystalizacji ta magma zostaje wymieszana i ujedno- rodniona, więc nowe kryształy będą miały nieco inny skład niż poprzed- nie. Na przykład na początku procesu krystalizacji frakcyjnej iryd wchodzi intensywnie w skład pierwszych kryształów i pozostały stop zawiera coraz mniej tego pierwiastka. Kolej- ne tworzące się kryształy mają mniej irydu niż te powstające wcześniej.

Trzy grupy meteorytów żela- znych o największej liczebności:

IIIAB (288 meteorytów), IIAB (117 meteorytów) i IVA (74 meteorytów), uformowały się w wyniku krystalizacji frakcyjnej w jądrach planetoid.

Meteoryty z takich grup nazywamy

„magmowymi meteorytami żelazny- mi”. Bardzo mało z tych meteorytów zawiera inkluzje krzemianów (cho- ciaż niektóre meteoryty żelazne IVA zawierają małe wrostki krzemionki).

W przeciwieństwie do nich dwie grupy meteorytów żelaznych: kom- pleks IAB i grupa IIE, układają się na diagramach zależności pierwiastków w sposób niezgodny z krystalizacją frakcyjną. Wiele meteorytów IAB

Anomalny meteoryt żelazny N’Goureyma. Fot. Jeff Kuyken, Meteorites Australia.

Nr 2 (82) Czerwiec 2012 METEORYT BIULETYN MIŁOŚNIKÓW METEORYTÓW

METEORYT